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質量光度関係 (英: mass–luminosity relation) は、恒星の質量と光度を結び付ける式である。Jakob Karl Ernst Halm によって初めて記述された。恒星の質量を M {\displaystyle M} 、光度を L {\displaystyle L} とすると、質量光度関係は以下の式で表される。
電荷と質量をもった粒子であることが強く示唆され、その質量電荷比が、水素イオンH+よりもはるかに小さいものであることが示された。 1898年に、ヴィルヘルム・ヴィーン はイオン (陽極線)を電場と磁場を重ね合わせたイオン光学デバイス(ウィーンフィルター)によって質量電荷比を分けることで分離した。
カミオカンデに蓄えられた超純水 107 1 万 t 10 kt 10 Gg 11 000 t ダージリン・ティーの年間生産量 14 200 t バケットホイールエクスカベーター「Bagger 293」（自走機械のギネス世界記録） 16 000 t プラチナの推定世界埋蔵量 18 300 t 銀の世界年間産出量（2001年）
(1)くらべはかること。 比較。
〔mass〕
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質量流量（しつりょうりゅうりょう、英: mass flow rate）とは、物象の状態の量のひとつであり、単位時間当たりに与えられた面を通過する物質の質量である。その次元は質量を時間で割ったもので、計量単位は国際単位系では「キログラム毎秒」である。 通常 m ˙ {\displaystyle {\dot
天体の等級差に対する明るさの比。 等級が等差数列で変わるのに対し， 明るさは等比数列で変わる。 例えば一等星の明るさは， 二等星の二・五一二倍， 三等星の二・五一二の二乗倍……である。
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